T.2. Radioastronomie

T.2.4. Von Einzelteleskopen zu Interferometern

Der astronomisch genutzte Radiowellenbereich erstreckt sich je nach Definition vom unteren kHz- bis in den oberen GHz-Bereich und umfasst somit in Luft Wellenlängen von etwa 100 000 m bis 0,001 m also über 9 Zehnerpotenzen.

Vergleicht man die Wellenlängen des optischen Spektrums, so liegen sie alle in derselben Größenordnung - von 380 nm (violett) bis 780 nm (rot) - und sind etwa um den Faktor 1000 kleiner als die kürzeste Radiowellenlänge.

a) Apparaturen für optisches und Radio-Spektrum im Vergleich

Aus diesem physikalischen Grund können Einzelinstrumente zur Detektion optischer Wellenlängen wesentlich kleiner gebaut werden als dies für den Nachweis von Wellenlängen aus dem Radiobereich nötig ist.

Zudem weisen optische Teleskope fast ausnahmslos ein besseres Auflösungsvermögen als Radioteleskope auf. Beispielsweise erreicht ein Parabolspiegel von 100 m Durchmesser - wie der des Radioteleskops in Effelsberg bei Bonn - bei einer Wellenlänge von 0,5 m für sich genommen nur eine Auflösung von 18 Bogenminuten. Dagegen ist bereits das menschliche Auge in der Lage, im optischen Bereich ohne Hilfsmittel eine Auflösung von ca. einer Bogenminute zu erzielen (z.B. UNS05).

b) Zwangsläufigkeit der Interferometer-Technik

Diesem Manko wurde bereits 1946 dadurch abgeholfen, dass man mehrere Radioteleskope miteinander zu einem Interferometer verschaltete, um Aussagen im Radiowellenbereich mit halbwegs akzeptabler Auflösung zu erzielen.

Figur RAI: Funktionsschema eines Radiointerferometers (aus US 6 762 400 B2).

Das Arbeitsprinzip eines Interferometers ist in der Figur RAI aus US 6 762 400 B2 beschrieben. Es handelt sich um eine Überlagerung von Messsignalen (10,14), die von mindestens zwei ausreichend räumlich getrennten Radioteleskopen (12) gleichzeitig (24) aufgezeichnet wurden. Die Größe des auf diese Weise geschaffenen virtuellen Teleskops entspricht dem Abstand zwischen den am weitesten voneinander entfernten Einzelteleskopen.

Dadurch wird das elektrische Signal-Rausch-Verhältnis verbessert, die Auflösung erhöht und gleichzeitig geometrische Information über die Signalquelle erzielt. Meist bewegt sich die aufgezeichnete Signalleistung astronomischer Radioquellen im Bereich von milliardstel Watt (LEA86).

Als Pioniere auf diesem Gebiet gelten der Australier Joseph Lade Pawsey (1908-1962) und der Brite Martin Ryle (1918-1984). Pawsey arbeitete bis 1939 für EMI und hielt bereits eine Reihe von rundfunk- und radiotechnisch relevanten Patenten (z.B. DE 872 575 B, DE 880 604 B). Auch von Ryle ist ein Patent bekannt, das sich mit Verbesserungen auf dem Gebiet der Radiotechnik befasst (GB 1 130 351 A).

Zitierte Patentdokumente
Patentnummer	Jahr	Titel
DE 872 575 B	1939	Antennensystem
DE 880 604 B	1939	Künstliche Erdung von Teilen einer Hochfrequenzanordnung
GB 1 130 351 A	1946	Improvements in radio signalling systems
US 6 762 400 B2	2002	High resolution imaging instrument using non-uniformly arrayed sensors

Ergänzungsdokument
Patentnummer	Jahr	Titel
US 7 173 563 B2	2005	Calibration method, device and computer program

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